CAPÍTULO 1: Sistema Solar y otros sistemas planetarios

“Por lo tanto, es innecesario investigar qué es lo que hay más allá del espacio celestial, vacío o tiempo. Porque

hay un único espacio general, una única vasta inmensidadque podríamos llamar vacío; en ella existen innumerables

orbes como ésta en la que vivimos y crecemos. A este espacio lo declaramos como infinito, ya que

ni la razón, la conveniencia, la posibilidad, el sentido de percepción o la naturaleza le pueden asignar un límite.

En él, existen un número infinito de mundos del mismo tipo que el nuestro” Giordano Bruno (1548 – 1600)

1.1 HISTORIA DE LA CONCEPCIÓN DEL SISTEMA SOLAR

A lo largo de la historia de toda la humanidad han habido diferentes puntos de vista con respecto ala forma, conformación, comportamiento y movimiento de la Tierra, hasta llegar al punto en el quevivimos hoy en día. Actualmente hay una serie de teorías que han sido comprobadascientíficamente y por lo tanto fueron aceptadas por los científicos de todo el mundo. Pero parallegar hasta este punto, tuvo que pasar mucho tiempo, durante el cual coexistieron varias teoríasdiferentes, unas más aceptadas que otras. A continuación se mencionan algunos de los aportesmás sobresalientes realizados a la Astronomía en este campo.

Tales de Mileto – Siglo VII a.C. Concibió la redondez de la Tierra.Teorizó que la Tierra era una esferacubierta por una superficie redonda quegiraba alrededor de ésta (así explicaba lanoche) y que tenía algunos agujeros por loscuales se observaba, aún en la oscuridadnocturna, un poco de la luz exterior a latierra, a la que él llamo "fuego eterno"

Discípulos de Pitágoras – Siglo V a.C. Sostuvieron que el planeta era esférico yque se movía en el espacio.

Platón – 427 a.C. al 347 a.C. Dedujo que la Tierra era redondabasándose en la sombra de ésta sobre laLuna durante un eclipse Lunar.Concibió a la Tierra inmóvil y como centrodel Universo.

Aristóteles – 384 a.C. al 322 a.C. Sostenía que la Tierra estaba inmóvil y erael centro del Universo

Aristarco de Samos – 310 a.C. al 230 a.C. Sostenía que la Tierra giraba, que se movíay no era el centro del Universo,proponiendo así el primer modeloheliocéntrico.Determinó la distancia Tierra-Luna y ladistancia Tierra-Sol.

11

Claudio Ptolomeo – (100 – 140) Escribe el tratado astronómico “Almagesto”en el que se formula matemáticamente lateoría geocéntrica (la Tierra como centrodel Universo) basada en observaciones

Nicolás Copérnico – (1477 – 1543) Postula la teoría heliocéntrica (el Sol comocentro del Universo, con los planetasgirando en círculos)

Giordano Bruno – (1548 – 1600) Postula una teoría en la que el Sol erasimplemente una estrella más, y dondetodas las estrellas eran soles, cada uno consus propios planetas. Bruno veía a lossistemas de estrella/planetas como lasunidades fundamentales del universo (nollegó al concepto de galaxia) separadas porvastas regiones llenas de éter. Bruno fuequemado vivo en el año 1600 por “hereje”.

Tycho Brahe – (1546-1601) Es el último observador “a la antigua”,realiza innumerables observaciones de losastros de manera sistemática.Postula una teoría intermedia entre la dePtolomeo y la de Copérnico.

Johannes Kepler – (1571-1630) Era discípulo de Tycho. Luego de la muertede éste tiene acceso a todos los datosrecopilados por Tycho, con los que, en1609, logra determinar que los planetasgiran alrededor del sol en órbitas elípticas.Es considerado el 1er astrónomo de lahistoria ya que postula resultados basadosen la observación, que inclusive van encontra de sus creencias/intuiciones.

Galileo Galilei – (1564-1642) En 1609 construye el 1er telescopio confines astronómicos.Observa 4 Lunas de Júpiter y las fases deVenus, con lo que corrobora la teoríaheliocéntrica.

William Herschel - (1738-1822) Observa otras galaxias, a las que denomina“Universos-Islas”. En 1790, postula que elSol es el centro de nuestra galaxia, pero noel centro del Universo.

Harlow Shapley – (1885-1972) A través del estudio del movimiento deestrellas de nuestra galaxia, en 1920determina que el Sol no es el centro de lagalaxia.

12

1.2 FORMACIÓN DEL SISTEMA SOLAR

El sistema solar se formó hace aproximadamente 4,600 millones de años. Como todas lasestrellas, el sol nace a partir de una nube de gas y polvo que empieza a colapsar. En el casoparticular del Sol, esta nube de gas y polvo antes fue perturbada por la explosión de unasupernova cercana que además de contribuir a la inestabilidad gravitatoria de las partículas de lanube, también aporta elementos más pesados que finalmente formarán parte del sistema solar.

Cuando comienza el colapso gravitatorio de la nube, se forma un disco y en el centro empieza anacer una estrella. El 99% del material original va a formar la estrella central. Los planetas seforman con el remanente que reposa sobre el disco. Los planetas cercanos al Sol retienen unnúcleo sólido formado por elementos que tienen alto punto de fusión (como silicio y otros metales),mientras que los otros elementos más livianos son evaporados debido a las altas temperaturas.Los planetas gigantes, Júpiter y Saturno, ubicados lo suficientemente lejos de la estrella central,logran mantener los elementos en estado gaseoso, mientras que Urano y Neptuno contienennúcleos de Hidrógeno en forma de hielo además de grandes cantidades de otros gases.Luego de la formación de los planetas, se formaron los satélites de estos. Los satélites máscercanos a los planetas gaseosos gigantes se formaron de la misma nube inicial de gas y polvo,mientras que los más alejados son capturados por efecto de la gravedad del mismo planeta. Lossatélites de los planetas de menor tamaño son formados por colisiones (como el caso de la Luna)o por captura de cuerpos menores (como el caso de los satélites de Marte).

Para calcular la edad del sistema solar se utiliza la técnica llamada “fechado radiométrico”. Estatécnica estima la edad en base al decaimiento radiactivo de ciertos elementos químicos – porejemplo la técnica conocida como “carbono 14” sólo es útil para edades menores que 60 mil años,mientras que para datar objetos de edades del orden de miles de millones de años, el elementoquímico más utilizado es el uranio. La edad del sistema solar se determina a partir del análisis demeteoritos encontrados en la superficie de la Tierra. Los meteoritos más antiguos se tienen quehaber formado durante la condensación temprana de la nebulosa solar. Los meteoritos más viejosencontrados en la Tierra tienen una edad de 4,600 millones de años.

1.3 MOVIMIENTO DE LOS OBJETOS DEL SISTEMA SOLAR

Johannes Kepler, trabajando con datos cuidadosamente recogidos por Tycho Brahe sin la ayudade un telescopio, desarrolló -entre los años 1609 y 1619- tres leyes que describen el movimientode los planetas en el cielo:

1era ley: Los planetas se desplazan alrededor del Sol describiendo órbitas elípticas, estando elSol situado en uno de los focos

Como consecuencia de la 1era ley de Kepler, hay un momento en el que el planeta se encuentramás próximo al Sol y otro en el que está más alejado. El punto de máxima aproximación al Sol sedenomina Perihelio, y el punto de máximo alejamiento se denomina Afelio. En particular, la Tierrapasa por el Perihelio alrededor del 4 de Enero, y pasa por el Afelio alrededor del 4 de Julio.

13

2da ley: el radio vector que une un planeta y el Sol barre áreas iguales en tiempos iguales

De esta manera se indica que la velocidad del planeta en suórbita no es constante y cuando está en el afelio su recorrido esmás lento que cuando está en el perihelio.

3ra ley: para cualquier planeta, el cuadrado de su período orbital es directamente proporcional alcubo de la longitud del semieje mayor de su órbita elíptica P2/ a3=constante

Esta ley implica que el tiempo que un planeta demora en orbitar al Sol incrementa con el radio desu órbita (entre más cercano esté el planeta al Sol, gira más rápido y viceversa).

1.4 CARACTERÍSTICAS DE LOS OBJETOS DEL SISTEMA SOLAR

El sistema solar está formado por una estrella, 8 planetas, 5 planetas enanos, asteroides, cometasy rocas remanentes de la nube donde se formó el sistema solar.

A continuación se encuentran algunas definiciones útiles que se utilizarán más adelante:Año: tiempo que le lleva a un objeto completar una órbita alrededor del Sol (traslación).Día: tiempo que le lleva a un objeto completar una vuelta sobre su propio eje (rotación).Velocidad de la luz: Si bien en las escalas humanas pareciera que la luz se traslada de formainstantánea, o dicho de otra manera, que la velocidad de la luz es infinita, esto no es así: la luzrecorre 300 mil kilómetros en un segundo, es decir, la velocidad de la luz es de 300,000 km/seg.Año luz: distancia recorrida por la luz durante un año (de manera similar se define minuto luz,segundo luz, etc). Un año luz equivale a 9.460.800.000.000 kilómetros.Unidad Astronómica (UA): distancia entre la Tierra y el Sol, equivale a 150 millones de kilómetros= 8 minutos luzEstaciones: períodos en los cuales los rayos solares inciden con un ángulo distinto sobre lasuperficie del planeta debido a la inclinación del eje de rotación del planeta respecto de su planode traslación (órbita). En la siguiente imagen se muestra el ángulo de inclinación del eje derotación de cada planeta respecto de su órbita:

Mercurio, Venus y Júpiter tienen una inclinación muy pequeña, es por esto que no existenestaciones en esos planetas. En la Tierra, Marte, Saturno y Neptuno el eje está inclinado losuficiente como para dar lugar a las cuatro estaciones que conocemos. Urano tiene el eje derotación casi horizontal, por lo que en los polos se experimentan cambios radicales en lasestaciones: son 42 años de invierno (y de noche) y 42 años de verano (y de día). Cuando los

14

rayos solares inciden de manera perpendicular al eje de rotación se denomina equinoccio (iniciode primavera y otoño), cuando los rayos solares inciden con la máxima oblicuidad (inclinación)respecto del eje de rotación se denominan solsticios (inicio de verano e invierno).

En la siguiente imagen se muestra la posición de la Tierra en 4 momentos distintos sobre suórbita. En los solsticios (izquierda y derecha) los rayos solares inciden de manera más directasobre uno u otro hemisferio, mientras que en los equinoccios (arriba y abajo), los rayos solaresinciden de igual manera en ambos hemisferios. Las fechas son para el año 2014 (cada año varíanlevemente)

15

Fuente Wikipedia – Créditos: Frank Horst/Gothika/Díaz-Giménez

1.4.1 SOLEs la estrella más cercana a la Tierra, tiene ~4,600millones de años, y se estima que está en la mitad de suvida. El tamaño y la masa de esta estrella está dentro delo que se considera una estrella normal (no es ni la másgrande, ni la más chica; no es ni la más luminosa ni lamenos luminosa). De acuerdo con la masa de unaestrella se sabe cómo será su muerte. El Sol verá el finde su vida convirtiéndose en una gigante roja, quefinalmente libera su materia al medio interestelar comonebulosa planetaria y luego su núcleo se convierte enenana blanca (VER CAPÍTULO 2 - EVOLUCIÓN DELAS ESTRELLAS Y EL FINAL DEL SOL).

1. El Sol contiene aproximadamente el 99% de toda la masa del Sistema Solar.2. Como todas las estrellas, el Sol está formado principalmente por Hidrógeno y Helio.3. La temperatura en la superficie del Sol es de ~5,600º C.4. El Radio del Sol es de 700 mil kilómetros, eso es 110 veces el Radio de la Tierra5. Se encuentra a 150 millones de km de la Tierra (1 Unidad Astronómica=1UA), es decir que

a la luz le toma 8 minutos llegar hasta nosotros.6. El ciclo de actividad solar tiene un período de ~11 años, en el que se suceden máximos y

mínimos de actividad y se invierte la polaridad del campo magnético solar. En la superficiedel Sol pueden verse las llamadas “Manchas Solares” que son zonas más frías desdedonde el Sol eyecta partículas cargadas electromagnéticamente, que vuelven a caer haciael Sol siguiendo las líneas del campo magnético. La frecuencia de manchas solares esmayor a medida que el ciclo solar se aproxima a un máximo. También durante losmáximos las manchas se distribuyen más próximas al ecuador solar. La observación delas manchas solares sirve además para estudiar la rotación del Sol.

7. Durante la actividad en la superficie del sol se producen llamaradas y eyecciones de masacoronal, en las que algunas de esas partículas cargadas electromagnéticamente son“sopladas” por los vientos solares y llegan hasta la Tierra atraídas por los polos magnéticos(Norte y Sur). La interacción de esas partículas con nuestra atmósfera produce el efectoconocido como auroras polares (boreales y australes). En general, la gente piensa queestas auroras son más comunes en el hemisferio Norte que en el Sur. Esta percepciónsólo se debe a que la zona del hemisferio Norte donde son comúnmente visibles lasauroras se encuentra mucho más poblada que la misma región del hemisferio Sur, pero larealidad es que las auroras son tan frecuentes en el Norte como en el Sur. En el año 1859se pudieron observar auroras hasta en lugares como Madrid, Roma, La Habana y Hawaii.

16

Créditos: Solar Dynamics Observatory (SDO)

1.4.2 MERCURIO1. Distancia al Sol: 0.4 UA =57 millones de km = 3

minutos luz1. No tiene satélites2. Atmósfera muy tenue (helio, hidrógeno, oxígeno y

sodio), por lo que su superficie tiene muchos cráteresdebido al impacto de objetos.

3. La falta de atmósfera hace que las temperaturas en eldía y la noche sean muy diferentes: durante el día (caraque le da el sol) alcanzan los 430ºC, mientras que a lanoche (cara opuesta al sol) la temperatura es de

-185ºC (185 ºC bajo cero!!!)4. El día en Mercurio tiene una duración de 59 días terrestres (tiempo que le toma realizar

una rotación sobre su propio eje)5. El año en Mercurio tiene una duración de 88 días terrestres (tiempo que le toma realizar

una traslación alrededor del Sol) – es decir que Mercurio realiza 3 giros sobre su eje cada2 vueltas alrededor del Sol – en 2 años tiene 3 días!!!

6. El radio de Mercurio es un tercio del radio de la Tierra (ver foto de comparación)7. La gravedad en la superficie de mercurio es 0,38 veces la de la Tierra. 8. Exploración Espacial: Mariner 10 (1975) y Messenger ( 2008 hasta la actualidad).

1.4.3 VENUS1. Conocido como ‘lucero del alba’ y

‘lucero vespertino’, es el objeto más brillante delcielo después de la Luna

2. Distancia al Sol: 0.7 UA=100 millonesde km = 5,5 minutos luz

3. No tiene satélites4. Tiene una atmósfera muy densa, la

presión atmosférica (peso de la atmósfera) es 90veces más grande que en la Tierra, razón por la

cual las naves que se asentaron sobre la superficie de Venus duraron apenas unosminutos antes de ser aplastadas por el peso de la atmósfera.

5. La presencia de grandes cantidades de dióxido de Carbono en la atmósfera hace que seproduzca un fuerte efecto invernadero, por lo que el Sol no alcanza la superficie, y lastemperaturas en la superficie de Venus son de 460ºC

6. Tiene nubes de azufre y de ácido sulfúrico (lluve ácido sulfúrico!!!)7. La rotación de Venus es retrógrada, por lo que el Sol sale por el Oeste y se pone por el

Este8. El día de Venus tiene una duración de 243 días terrestres9. El año de Venus tiene una duración de 224 días terrestres10. El radio de Venus es similar al radio de la Tierra (0.95 veces el radio de la tierra, ver foto

de comparación)11. La gravedad en la superficie de Venus es de 0,9 veces la de la Tierra. 12. Exploración Espacial: Venera 1 (1961), Mariner 2 (1962), Venera 3 (1966), Venera 4 al 8

(1967 – 1972), Venera 9 (1978), Pioneer-Venus (1978 a 1992), Magallanes (1990). En laactualidad: Venus-Express.

17

Créditos: NASA

Créditos: NASA

1.4.4 TIERRA1. Distancia al Sol: 150 millones de km = 1 UA = 8 minutos luz2. Tiene un satélite: Luna3. Radio = 6,400 km4. El 70% de su superficie es agua. El agua de la Tierra provino principalmente del choque de

asteroides llamados “condritas carbonáceas”, que provienen de la región a partir de la cualel agua está congelada, es decir, a partir del cinturón de asteroides (no confudir concometas).

5. Temperatura media=17ºC6. La Atmósfera tiene 78% de Nitrógeno, 21% de Oxígeno, y 1% de otros gases7. La inclinación de su eje de rotación respecto del plano sobre el que se traslada hace que

los rayos solares incidan sobre la superficie terrestre con distinto ángulo en distintasépocas dando lugar a las 4 estaciones: primavera-verano-otoño-invierno (Ver figura enpágina 14)

LUNA1. Distancia a la Tierra: 385 mil km = 1,3 segundos

luz2. Realiza una órbita alrededor de la Tierra en 28

días3. Realiza una rotación sobre su propio eje en 28

días4. Siempre muestra la misma cara hacia la Tierra

(debido a la rotación síncrona)5. Posee una atmósfera muy tenue, por lo cual la

superficie de la Luna ha sufrido numerososimpactos de objetos que dejaron cráteres en

ella. La cara oculta es la que más cráteres presenta6. Radio de la Luna: 1,740 km = ¼ del radio de la Tierra (se pueden comparar las

dimensiones como una pelota de básquet para la Tierra y una pelota de tenis para la Luna,en esa escala estarían separadas por ~10 metros)

7. La gravedad sobre la superficie de la Luna es de 0.17 veces la de la Tierra. 8. La Luna Se formó como resultado de una colisión de un objeto del tamaño de Marte con la

Tierra, en la época de formación del sistema solar. Esa colisión, además de dar lugar a laformación de la Luna, produjo la inclinación del eje terrestre (estaciones), y puede habermodificado la atmósfera primitiva de la Tierra. Una vez consolidado el sistema Tierra-Luna,la rotación terrestre disminuyó, pasando de 4 hs hasta las actuales 24hs

9. Sin Luna no existirían las estaciones en la Tierra, y el día sería extremadamente corto (porejemplo, de existir las plantas no tendrían tiempo de hacer fotosíntesis), y probablementetampoco existiría vida en la Tierra ya que no se hubiera producido el cambio en laatmósfera terrestre

10. Cada año la Luna se aleja 4cm de la Tierra, lo cual contribuye a frenar la rotación terrestreen milésimas de segundos por día (se alargan los días)

11. Exploración Espacial: Se enviaron 97 misiones a la Luna (no todas exitosas). Entre lasmás famosas, fueron 24 misiones Lunik (URSS) y 17 misiones Apolo (USA). Sólo 12hombres caminaron sobre la superficie lunar. 300kg de rocas de la Luna fueron traídas a laTierra por las misiones tripuladas. En la actualidad hay varios orbitadores dedicados alestudio de la luna (ejemplo: Lunar Reconnaissance Orbiter – LRO) y un robot exploradorchino (Chang'e 3 – Yutu)

18

Créditos: NASA

12. Presenta cuatro fases que se producen de acuerdo con la configuración del sistema Sol-Luna-Tierra, por lo que veremos iluminadas diferentes porciones de la Luna. Cada día laluna se desplaza sobre su órbita alrededor de la Tierra, por lo que cada día es diferente elporcentaje de su superficie que vemos iluminado, y la hora en la que la vemos en el cielo.En las siguientes imágenes se muestran esquemas de la configuración Sol-Tierra-Lunapara entender las fases de la luna y los horarios en la que podemos verla en el cielo:

En este esquemarepresentamos unarotación de la tierra sobresu propio eje, es decir: undía en la Tierra. Vamos amirar el movimiento de latierra desde el polo Sur,por lo que la rotaciónterrestre es en sentidohorario. En 24 horascompletará una vueltasobre su eje. Hemosubicado a un observadorsobre la superficie en elecuador terrestre, ymarcamos con una líneasu horizonte, con lospuntos cardinales Este(E) y Oeste (O). Para

observadores en otras latitudes (como nosotros) los horarios variarán un poco, pero no nosmolesta utilizar estas horas como una primera aproximación para entender la relaciónentre las fases de la luna y las horas de observación.Para el observador del gráfico, los números en el círculo representan su reloj (un reloj de24 horas), y la cabeza del observador funciona como la aguja del reloj que nos apuntahacia la hora del día.En el primer reloj el Sol está justo sobre la cabeza del observador y son las 12hs, hora enla que el sol marca el mediodía solar. En el siguiente reloj, la tierra ha girado ¼ sobre sueje, y para el observador son las 18hs. Fíjense que a esa hora el observador ve al solhacia el Oeste (la puesta del sol). 6 horas más tarde, ya que la tierra siguió girando, elobservador está justo del lado opuesto a donde se encuentra el Sol, y está del ladocompletamente oscuro de la tierra: es la medianoche (00hs). El último reloj nos muestra laposición del observador 6hs más tarde: las 6 de la mañana. A esa hora, ya puede ver alSol apareciendo sobre el Este. Un cuarto de vuelta más y regresará a la posición delprimer reloj. En la siguiente imagen, agregamos la Luna en su órbita a lo largo de un díaterrestre.

Aquí mostramos el mismo esquema que en la imagen anterior: un día desde la Tierra. Peroademás hemos incluido a la Luna en su órbita en un día del mes que llamaremos día 1. Elobservador desde la Tierra sólo puede ver la porción iluminada de luna que esté apuntando haciaél, es decir lo que está de la línea magenta hacia adentro de la órbita lunar.

19

En este día, la Luna y el Sol estánsobre la cabeza del observador a las12 del mediodía. La parte iluminadade la Luna es justamente la porciónque no es visible para el observador,por lo que desde la Tierra nopodremos ver a la Luna en el cielo:es la fase que llamamos NUEVA.Siguiendo la rotación terrestre, estaluna se oculta en el oeste a las 18hs,y aparece por el Este a las 6 de lamañana. Es decir, durante todo eldía acompaña al Sol en el cielo.Aclaración: esto no es un eclipse. Eneste esquema hemos proyectado laórbita de la luna en el plano de laimagen, pero la órbita lunar tieneuna inclinación respecto de nuestrapantalla, por lo que no se atraviesaen la línea de la visual hacia el sol.

La luna cada día que pasa se irá moviendo sobre su órbita. Avanza casi 1 hora de nuestro relojpor día (50 minutos). Al cabo de 7 días ocupará la posición de la imagen siguiente, y por supuesto,el porcentaje que vemos iluminado irá cambiando cada día.

Aproximadamente 7 días después dela imagen anterior la Luna seencontrará en la posición quemarcamos en esta imagen. Lafracción de Luna que podemos veres la parte iluminada que está haciaadentro de la línea magenta, es decirque este día veremos un cuarto de laLuna. Está en la fase que llamamosCUARTO CRECIENTE (vemos unaC en el cielo).A las 12 del mediodía (el primer reloj)el observador verá que la Luna estáapareciendo sobre su horizonte Este,a las 18hs la verá sobre su cabeza(segundo reloj) y a las 00hs la veráesconderse por el Oeste (tercerreloj). A las 6 de la mañana, nirastros de esta luna en el cielo.

Dejemos avanzar a la luna sobre su órbita otros siete días antes de pasar a la siguiente imagen(no, no!!! hagamos de cuenta que ya pasaron los 7 días y vamos a la otra imagen ahora).

20

Cuando la luna está en esta posiciónrespecto del Sol, la fracción quevemos iluminada de ella es toda lacara que da hacia la Tierra, vemoscompleta una mitad de Luna, es loque llamamos LUNA LLENA.

El Observador al mediodía no verápara nada a esta luna y tendrá queesperar a que la tierra siga girandopara recién a las 18hs verla aparecerpor su horizonte Este. A lamedianoche tendrá a la Luna Llenasobre su cabeza, y se esconderá porel Oeste cuando sean las 6 de lamañana.

Si dibujamos la posición de la luna aldía siguiente, tendrá que haberavanzando casi 1 hora de nuestroreloj sobre su órbita ¿a qué hora

saldrá, culminará y se pondrá esa luna? ¿Cómo varía el porcentaje iluminado?

En esta posición, 7 días después dela imagen anterior, nuevamentedesde la Tierra sólo vemos la cuartaparte de la Luna iluminada: es elCUARTO MENGUANTE (vemos unaD en el cielo). El observador al mediodía ve queesta luna se está escondiendo en elhorizonte Oeste. A la medianoche laverá apareciendo por el Este y laverá sobre su cabeza a las 6 de lamañana, para esconderse a las 12del mediodía. Esta es la fase en laque normalmente nos sorprendemosde encontrarnos con la Luna en elcielo por ejemplo a las 10 de lamañana.

Una semana más tarde, la luna volverá a ocupar la posición sobre su órbita como en la primeraimagen del ciclo que compartimos, y el ciclo lunar vuelve a comenzar.

21